Střelec A*

Střelec A*
Hvězda

Snímek stínu černé díry Sagittarius A*, získaný v rádiovém dosahu pomocí dalekohledu Event Horizon Telescope .
Historie výzkumu
otvírák National Radio Astronomy Observatory [3] a Robert Hanbury Brown [4]
datum otevření 14. února 1974
Údaje z pozorování
( Epocha J2000.0 )
Typ rádiový zdroj
rektascenzi 17 h  45 m  40,05 s
deklinace −29° 0′ 27,90″
Vzdálenost 27,00 ± 0,10 tis  . sv. let (
8,827 ± 0,030 [1]  kpc )
Souhvězdí Střelec
fyzikální vlastnosti
Hmotnost (4,297 ± 0,042) 10 6 M ⊙ [1] M ⊙ 
Část od Galaktický střed [5]
Kódy v katalozích
CXOGC J174540.0-290027 a [SKM2002] 28
Informace v databázích
SIMBAD data
Zdroje: [2]
Informace ve Wikidatech  ?
 Mediální soubory na Wikimedia Commons

Sagittarius A* ( lat.  Sagittarius A*, Sgr A* ; vyslovováno jako "Sagittarius A s hvězdičkou") je kompaktní rádiový zdroj umístěný ve středu Mléčné dráhy , je součástí rádiového zdroje Sagittarius A. Vyzařuje také v infračerveném, rentgenovém a jiném rozsahu. Jedná se o objekt s vysokou hustotou — supermasivní černou díru [6] [7] [8] obklopenou horkým oblakem plynu vyzařujícím rádiové záření o průměru asi 1,8 pc [9] . Vzdálenost k rádiovému zdroji je (27,00 ± 0,10) tis . let , hmotnost centrálního objektu je (4,297 ± 0,042) milionů M ⊙ [1] [10] . Data z radioteleskopu VLBA naznačují, že samotná černá díra představuje nejméně čtvrtinu celkové hmotnosti objektu Sgr A* a zbytek hmoty dopadá na hmotu obklopující černou díru, stejně jako sousední hvězdy a oblaka plynu [11] .

Dne 12. května 2022 astronomové pozorující dalekohledem Event Horizon Telescope zveřejnili fotografii Sagittarius A*, která potvrzuje, že objekt obsahuje černou díru. Toto je druhý potvrzený snímek černé díry [12] [13] [14] .

Charakteristika

Vzdálenost: 26 996 ± 100 světelných let (8277 ± 42 parseků ) [1] . Poloměr: ne více než 45 a. e. (6732 milionů km), ne méně než 12,7 ± 1,1 milionů km (Schwarzschildův poloměr). Hmotnost: (4,297 ± 0,042)⋅106 M⊙ [ 1 ] . Teplota jasu : asi 1⋅10 7 K.

Historie objevů

Mezinárodní výzkumný tým z Institutu Maxe Plancka pod vedením Rainera Schödela 16. října 2002 ohlásil pozorování pohybu hvězdy S2 kolem objektu Sagittarius A* po dobu deseti let. Pozorování prokázala, že Sagittarius A* je objekt obrovské hmotnosti [15] . Analýzou prvků oběžných drah bylo nejprve stanoveno, že hmotnost objektu je 2,6 milionu M ⊙ , tato hmotnost je uzavřena v objemu ne větším než 17 světelných hodin ( 120 AU ) v průměru. Následná pozorování stanovila přesnější hmotnostní hodnotu - 3,7 milionu M ⊙ a poloměr ne více než 6,25 světelných hodin ( 45 AU ) [16] [17] . Pro srovnání: Pluto je od Slunce vzdáleno 5,51 světelných hodin . Tato pozorování naznačují, že Sagittarius A* je černá díra.

V prosinci 2008 zveřejnili vědci z Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics aktualizované údaje o hmotnosti údajné supermasivní černé díry založené na výsledcích pozorování za 16 let [18] . To činilo 4,31 ± 0,36 milionu hmotností Slunce. Reinhard Genzel , vedoucí týmu, poznamenal, že tato studie je nejlepším experimentálním důkazem existence supermasivních černých děr [19] . Nedávná pozorování s vysokým úhlovým rozlišením při vlnové délce 1,3 mm ukazují [20] , že úhlový průměr zdroje je 37 mikrosekund oblouku , což v této vzdálenosti odpovídá lineárnímu průměru 44 milionů km (srovnej s perihéliem Merkuru ' s oběžná dráha , 46 milionů km ). Protože gravitační poloměr objektu o hmotnosti M je Rg = 2,95( M / M ⊙ ) km , pro danou hmotnost je to (12,7 ± 1,1) milionů km a naměřený poloměr zdroje je pouze dvojnásobkem gravitačního poloměru centrální objekt. To je v souladu s očekávanou existencí vyzařujícího akrečního disku kolem černé díry. Nezávisle na tom došla skupina vědců vedená Andreou Ghezovou , která prováděla pozorování na observatoři Keck , ke stejným závěrům . V roce 2020 byli Genzel a Ghez oceněni Nobelovou cenou za objev tohoto předmětu .

Charakter pohybu hvězd v okolí Sgr A* ukazuje, že černá díra se buď neotáčí vůbec, nebo se to děje velmi pomalu [21] [22] .

Pro rok 2021 nejpřesnější měření hmotnosti objektu provedla spolupráce GRAVITY, která studovala pohyb hvězd v S-kupě ( S2 , S29, S38, S55) v infračervené oblasti . Přesné měření orbitálních parametrů umožnilo odhadnout hmotnost centrálního tělesa s vysokou přesností. Je rovnocenná

Rádiová pozorování

Střed naší Galaxie, jehož přibližná poloha (souhvězdí Střelce) byla známa z optických pozorování, nebyl dlouho spojován s žádným kompaktním astronomickým objektem.

V roce 1931 provedl Karl Jansky experimenty , které jsou považovány za počátek radioastronomie (viz Historie radioastronomie ). V té době Jansky pracoval jako radiotechnik na testovacím místě Bell Telephone Labs . Měl za úkol prozkoumat směr příchodu blesků . Karl Jansky k tomu postavil vertikálně polarizovanou jednosměrnou anténu jako Bruceovo plátno. Práce probíhaly na vlně 14,6  m (20,5  MHz ) [23] . V prosinci 1932 představil Jansky první výsledky získané se svým nastavením [24] . Bylo hlášeno o objevu „...nepřetržitého syčení neznámého původu“. Jansky tvrdil, že toto rušení způsobuje „syčení ve sluchátkách, které je obtížné odlišit od syčení způsobeného hlukem samotného zařízení. Směr příchodu syčícího rušení se během dne postupně mění, takže kompletní rotace proběhne za 24 hodin. Na základě 24hodinového efektu Jansky navrhl, že by nový zdroj interference mohl do určité míry souviset se Sluncem . Ve svých dalších dvou článcích, v říjnu 1933 a říjnu 1935 , Karl Jansky postupně dochází k závěru, že zdrojem jeho nové interference je centrální oblast naší galaxie [25] . Navíc největší odezvy se dosáhne, když je anténa nasměrována do středu Mléčné dráhy [26] . Jansky poznal, že pokroky v radioastronomii by vyžadovaly větší, ostřejší antény, které by se daly snadno orientovat v různých směrech. Sám navrhl návrh parabolické antény se zrcadlem o průměru 30,5 m pro provoz na metrových vlnách. Jeho návrh však v USA nezískal podporu [23] .

V roce 1937 sestrojil první radioteleskop s parabolickým zrcadlem Grote Reber , radioamatér z Whittonu ( USA , Illinois ). Radioteleskop byl umístěn na dvorku domu Groutových rodičů, měl parabolický tvar a průměr antény asi 9 metrů. Pomocí tohoto přístroje Grout vytvořil rádiovou mapu oblohy, která jasně ukazuje centrální oblasti Mléčné dráhy a jasné rádiové zdroje Cygnus A ( Cyg A ) a Cassiopeia A ( Cas A ) [27] .

V roce 1960 Jan Oort a G. Rogur zjistili, že v bezprostřední blízkosti (méně než 0,03°) galaktického centra se nachází rádiový zdroj Sagittarius A (Sgr A) [28] . V roce 1966 D. Downes a A. Maxwell, shrnující data z rádiových pozorování v rozsahu decimetrů a centimetrů, dospěli k závěru, že malé jádro Galaxie je objekt o průměru 10 pc spojený se zdrojem Sagittarius-A [29] .

Na začátku 70. let 20. století bylo díky pozorování v oblasti rádiových vln známo, že rádiový zdroj Sagittarius-A má složitou prostorovou strukturu. V roce 1971 Downes a Martin při pozorování Cambridgeským radioteleskopem se základní linií 1,6 km při frekvencích 2,7 a 5 GHz s rozlišením 11″ a 6″, v tomto pořadí, zjistili, že rádiový zdroj se skládá ze dvou difúzních oblaků umístěných na vzdálenost 1′ od sebe: východní část (Sgr A) vyzařuje netepelné spektrum rádiových vln a západní část (Sgr A*) je rádiově emitující oblak horkého ionizovaného plynu o průměru asi 45 ″ (1,8 ks) [9] . V roce 1974 provedli B. Balik a S. Sanders mapování rádiového zdroje Sagittarius-A na frekvencích 2,7 a 8,1 GHz s rozlišením 2″ na 43metrovém radioteleskopu Národní radioastronomické observatoře (NRAO) [ 30] . Bylo zjištěno, že oba rádiové zdroje jsou kompaktní útvary o průměru menším než 10″ ( 0,4 ks ) obklopené oblaky horkého plynu. Snímek Sagittarius A* ve spektrální čáře vodíku (1,3 mm rekombinační čára H30α), získaný pomocí radioteleskopického komplexu ALMA , umožnil určit, že se jeho akreční disk otáčí. Hmotnost akrečního disku může být 0,00001–0,0001 M ⊙ a rychlost pádu materiálu může být 2,7×10 −10 M ⊙ za rok [31] [32] .

Začátek infračervených pozorování

Až do konce 60. let 20. století neexistovaly žádné účinné nástroje pro studium centrálních oblastí Galaxie, protože hustá mračna kosmického prachu, pokrývající před pozorovatelem galaktické jádro, zcela pohlcují viditelné záření přicházející z jádra a výrazně komplikují práci v dosah rádia.

Situace se radikálně změnila díky rozvoji infračervené astronomie, pro kterou je kosmický prach prakticky průhledný. V roce 1947 Stebbins a A. Whitford pomocí fotoelektrického článku naskenovali galaktický rovník při vlnové délce 1,03 μm , ale nezaznamenali diskrétní infračervený zdroj [33] . VI Moroz v roce 1961 provedl podobný sken okolí Sgr A při vlnové délce 1,7 μm a také selhal [34] . V roce 1966 E. Böcklin naskenoval oblast Sgr A v rozsahu 2,0–2,4 µm a poprvé objevil zdroj, který polohou a velikostí odpovídal rádiovému zdroji Sagittarius-A. V roce 1968 E. Böcklin a G. Neugebauer skenovali vlnové délky 1,65, 2,2 a 3,4 μm s rozlišením 0,08-1,8" a objevili objekt složité struktury, sestávající z hlavního infračerveného zdroje o průměru 5 ′, kompaktní objekt uvnitř, rozšířená oblast pozadí a několik kompaktních hvězdicovitých zdrojů v těsné blízkosti hlavního zdroje [35] .

V polovině 70. let začal výzkum dynamických charakteristik pozorovaných objektů. V roce 1976 E. Wollman pomocí spektrálních metod (byla použita emisní čára jednotlivě ionizovaného neonu Ne II o vlnové délce 12,8 μm ) zkoumal rychlost plynů v oblasti o průměru 0,8 pc kolem galaktického středu. Pozorování ukázala symetrický pohyb plynu s rychlostmi asi 75 km/s . Ze získaných dat učinil Wollman jeden z prvních pokusů odhadnout hmotnost objektu, který se pravděpodobně nachází ve středu galaxie. Jím získaný horní hmotnostní limit se ukázal být 4⋅10 6 M ⊙ [36] .

Detekce kompaktních infračervených zdrojů

Další zvýšení rozlišení dalekohledů umožnilo vyčlenit několik kompaktních infračervených zdrojů v oblaku plynu obklopujícího střed galaxie. V roce 1975 E. Böcklin a G. Neugebauer sestavili infračervenou mapu středu galaxie pro vlnové délky 2,2 a 10 μm s rozlišením 2,5″, na které bylo identifikováno 20 izolovaných zdrojů nazvaných IRS1-IRS20 [37] . Čtyři z nich (1, 2, 3, 5) se polohově shodovaly se součástmi rádiového zdroje Sgr A známého z rádiových pozorování . O povaze izolovaných zdrojů se diskutuje již dlouho. Jeden z nich ( IRS 7 ) byl identifikován jako mladá hvězda veleobra a několik dalších jako mladí obři. IRS 16 se ukázal jako velmi hustá (10 6 M ⊙ na ks 3 ) kupa obřích hvězd a trpaslíků. Zbývající zdroje byly pravděpodobně kompaktní oblaka H II a planetární mlhoviny, z nichž některé obsahovaly hvězdné složky [38] . Podélná rychlost jednotlivých zdrojů byla v rozmezí ±260 km/s , průměr byl 0,1–0,45 pc , hmotnost 0,1–10 M⊙ a vzdálenost od středu Galaxie byla 0,05–1,6 pc . Hmotnost centrálního objektu byla odhadnuta na 3⋅10 6 M ⊙ , stejný byl řádově i hmotnost rozložená v oblasti o poloměru 1 ks kolem středu. Vzhledem k tomu, že pravděpodobná chyba ve výpočtu hmotností byla stejného řádu, byla připuštěna možnost absence centrálního tělesa, přičemž hmotnost rozložená v poloměru 1 ks byla odhadnuta na 0,8–1,6⋅10 7 M ⊙ [39] .

Další desetiletí bylo charakterizováno postupným zvyšováním rozlišení optických přístrojů a objevováním stále detailnější struktury infračervených zdrojů. V roce 1985 se ukázalo, že nejpravděpodobnějším umístěním centrální černé díry je zdroj označený jako IRS 16 . Byly také detekovány dva silné proudy ionizovaného plynu, z nichž jeden rotoval po kruhové dráze ve vzdálenosti 1,7 pc od středu Galaxie a druhý v parabolickém ve vzdálenosti 0,5 pc . Hmotnost centrálního tělesa, vypočtená z rychlosti těchto toků, byla 4,7⋅10 6 M ⊙ pro první tok a 3,5⋅10 6 M ⊙ pro druhý tok [40] .

Pozorování jednotlivých hvězd

V roce 1991 byl uveden do provozu infračervený detektor SHARP I na 3,5metrovém dalekohledu Evropské jižní observatoře (ESO) v La Silla (Chile). Kamera s rozsahem 1–2,5 μm poskytla rozlišení 50 μs na pixel matice. Kromě toho byl na 2,2metrovém dalekohledu téže observatoře instalován 3D spektrometr.

S příchodem infračervených detektorů s vysokým rozlišením bylo možné pozorovat jednotlivé hvězdy v centrálních oblastech Galaxie. Studie jejich spektrálních charakteristik ukázala, že většina z nich patří mladým hvězdám starým několik milionů let. Na rozdíl od dříve přijatých názorů bylo zjištěno, že proces formování hvězd aktivně probíhá v blízkosti supermasivní černé díry. Předpokládá se, že zdrojem plynu pro tento proces jsou dva ploché akreční plynové prstence objevené v centru Galaxie v 80. letech 20. století. Vnitřní průměr těchto prstenců je však příliš velký na to, aby vysvětlil proces vzniku hvězd v bezprostřední blízkosti černé díry. Hvězdy v okruhu 1″ od černé díry (takzvané „ S-hvězdy “) mají náhodný směr orbitální hybnosti, což je v rozporu s akrečním scénářem jejich původu. Předpokládá se, že se jedná o horká jádra červených obrů , kteří se vytvořili ve vzdálených oblastech Galaxie a poté migrovali do centrální zóny, kde byly jejich vnější obaly odtrženy slapovými silami černé díry [41] .

Do roku 1996 bylo v oblasti kolem rádiového zdroje Sagittarius A* známo více než 600 hvězd v oblasti o průměru asi parsek (25″) a u 220 z nich byly spolehlivě určeny radiální rychlosti. Odhad hmotnosti centrálního tělesa byl 2–3⋅10 6 M ⊙ , poloměr byl 0,2 sv. let .

V říjnu 2009 dosáhlo rozlišení infračervených detektorů 0,0003″ (což odpovídá 2,5 AU na vzdálenost 8 kpc). Počet hvězd na 1 ks od středu Galaxie, u kterých byly naměřeny parametry pohybu, přesáhl 6000 [42] .

Přesné dráhy byly vypočteny pro 28 hvězd nejblíže středu Galaxie, z nichž nejzajímavější je hvězda S2 . Během pozorovacího období (1992-2021) provedl téměř dvě úplné otáčky kolem černé díry, což umožnilo s velkou přesností odhadnout parametry její dráhy. Doba oběhu S2 je 15,8 ± 0,11 let , hlavní poloosa oběžné dráhy je 0,12495′′ ± 0,00004′′ ( 1000 AU .), excentricita je 0,884041 ± 06 přiblížení ± 0. 014443′′ nebo 119,54 a. e. [1] [10] Dráhy hvězd S2 a dalších hvězd v kupě S (S29, S38, S55) se ukázaly být blízké keplerovským drahám, i když jsou pozorovány i relativistické korekce (zejména Schwarzschildova přímá precese obíhat). Retrográdní (newtonovská) precese drah, která by byla přítomna v přítomnosti dostatečně velké distribuované hmoty v blízkosti pericenter, není pozorována; to znamená, že téměř veškerá hmota, která ovlivňuje pohyb hvězd, je soustředěna ve středu. Měření vylučují (s významností 3σ) existenci distribuované hmoty větší než 7500 M ⊙ uvnitř oběžné dráhy S2 [1] . Přesné měření orbitálních parametrů umožnilo odhadnout hmotnost centrálního tělesa s vysokou přesností. Podle posledních odhadů (2021) se rovná

se statistickou chybou 0,012 milionu hmotností Slunce a systematickou chybou 0,04 milionu M ⊙ [1] .

K chybám přispívají zejména chyby v měření vzdálenosti od Slunce k Střelci A*; nejpřesnější moderní odhady této vzdálenosti dávají [1]

pc .

Gravitační poloměr černé díry o hmotnosti 4⋅10 6 hmotností Slunce je přibližně 12 milionů km , neboli 0,08 AU. Tedy 1400krát méně, než je nejbližší vzdálenost, na kterou se hvězda S2 přiblížila k centrálnímu tělesu. Mezi badateli však prakticky není pochyb o tom, že centrálním objektem není shluk hvězd s nízkou svítivostí, neutronové hvězdy nebo černé díry, protože ty, jsou-li soustředěny v tak malém objemu, by se v krátké době nevyhnutelně spojily do jediného. supermasivní objekt, který nemůže být ničím jiným, kromě černé díry.

V listopadu 2004 byla objevena kupa sedmi hvězd, která obíhá ve vzdálenosti 3 světelných let kolem objektu Sagittarius A*. Může představovat jádro bývalé masivní hvězdokupy, která byla zničena slapovými silami [43] [44] . Vzájemný pohyb těchto hvězd ukazuje , že do hvězdokupy vstupuje černá díra střední hmotnosti M = 1300 M ⊙ .

Zajímavá jsou také pozorování hvězdy S62 . S62 se tak blíží SMBH, že zrychluje asi na 10 % rychlosti světla. Článek popisující parametry hvězdy S62 vyšel začátkem roku 2020 [45] [46] .

Rádiová pozorování s maximálním úhlovým rozlišením

Vědci z FIAN Astrospace Center spolu s vědci z Kalifornské univerzity v Santa Barbaře a z Harvard-Smithsonian Astrophysical Center pracují na zvýšení úhlového rozlišení prvků objektu Sagittarius A * v rámci mezinárodního projektu Radioastron [47] . Na základě výsledků studia pulsarů pomocí Radioastronu bylo předpovězeno, že při rádiových vlnových délkách 1,3 centimetru dokáže nejcitlivější pozemní radiový interferometr Radioastron vidět nehomogenity o velikosti až 300 kilometrů (v prostředí obklopujícím černou díru). Takové nehomogenity mohou vytvořit stopy o velikosti asi 1 miliontiny obloukové sekundy (μas) na plynové a prachové „síti“, což je limitující rozlišení systému země-vesmír, který se skládá z orbitálního 10metrového radioteleskopu na kosmická loď Spektr-R, několik rádiových observatoří ze sítě VLBA a ultrapřesný 100metrový radioteleskop Green Bank (USA) [48] . Výsledky pozorování potvrdily rozlišení a ukázaly přítomnost takových nehomogenit. Další pozorování Sagittarius A* je naplánováno na březen 2015, což poskytne snímek s ještě většími detaily.

Důkaz o nedávné činnosti

Pozorování ruského týmu astronomů vedeného Michailem Revnivtsevem na Integral space observatory ( European Space Agency ) ukazují, že obří molekulární mrak Sgr B2 poblíž Sgr A* je zdrojem tvrdého rentgenového záření, což lze vysvětlit nedávným vysokým svítivost Sgr A* [49] . To znamená, že ve velmi nedávné minulosti ( před 300–400 lety) mohl být Sgr A* typickým aktivním galaktickým jádrem s nízkou svítivostí ( L ≈ 1,5⋅10 39 erg/s v rozmezí 2–200 keV ), které, ovšem milionkrát vyšší než moderní svítivost [50] . Tento závěr potvrdili v roce 2011 japonští astronomové z University of Kyoto [51] .

Přijímač GRAVITY dalekohledu Very Large Telescope (VLT) detekoval infračervené záření emitované vysokoenergetickými elektrony v bezprostřední blízkosti masivního objektu Sagittarius A*. Důvodem tří výjimečně jasných záblesků jsou zřejmě magnetické interakce hmoty umístěné ve velmi blízké vzdálenosti od horizontu událostí supermasivní černé díry a rotující kolem ní rychlostí rovnající se 30 % rychlosti světla [52] .

G2 (plynový oblak)

Plynný mrak G2, objevený v roce 2002 [53] , o hmotnosti asi tří pozemských, se pohybuje směrem k akreční zóně Sgr A* (stav 2012) [54] . Podle výpočtů oběžné dráhy by měla do konce roku 2013 dosáhnout periapsi , 3000 poloměrů horizontu událostí od černé díry (asi 260 AU, 36 světelných hodin). Názory na další vývoj událostí byly různé, protože interakce G2 s Sgr A * je špatně předpovídána, nicméně G2 se vyhnul pádu do černé díry a mnoho vědců jej nepovažuje za oblak plynu [55] . Od roku 2009 byla pozorována narušení integrity struktury G2 [54] a nebyla vyloučena možnost její úplné destrukce. Narůstání G2 na Sgr A* by mohlo během několika desetiletí vést k intenzivnímu rentgenovému a jinému záření z černé díry. Podle jiných předpokladů se uvnitř mraku skrývá matná hvězda nebo dokonce černá díra, velká jako hvězda, což zvýší odolnost vůči slapovým silám Sgr A * a mrak by měl projít bez následků [ 53] . Předpokládá se také [56] , že mrak může vstoupit do interakce s nejbližším prostředím černé díry a populací neutronových hvězd, o kterých se předpokládá, že obíhají kolem galaktického středu, což může poskytnout další informace o této oblasti [57] .

Intenzita akrece na Sgr A* je pro černou díru této hmotnosti nevysvětlitelně nízká [58] a lze ji detekovat pouze díky její relativní blízkosti k nám. Průchod G2 poblíž Sgr A* dá vědcům šanci dozvědět se hodně o akreci hmoty na supermasivní černé díry. Proces budou monitorovat orbitální observatoře Chandra , XMM-Newton , Integral , Swift , GLAST a pozemní Very Large Array . Očekává se potvrzení účasti Very Large Telescope a Keck Observatory [59] . Průjezd je simulován ESO a LLNL . Neustálé sledování Sgr A * provádí Swift: odkaz na stránku .

Mark Morris a kolegové z University of California v Los Angeles (USA) pomocí přístrojů Keck Observatory objevili v okolí Sgr A * další tři struktury podobné G1 a G2 - G3, G4 a G5. Takové objekty se pravděpodobně rodí jako výsledek sloučení dvojhvězd, které se přiblížily k nebezpečné vzdálenosti od černé díry. Vzniklá hvězda silně "nabobtná" a zůstane tak několik milionů let, dokud nevychladne a nezmění se v normální hvězdu [60] .

Masivní měsíce Sgr A*

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Abuter R. a kol. ( GRAVITY Collaboration ). Rozložení hmoty v galaktickém centru založené na interferometrické astrometrii více hvězdných drah  //  Astronomy & Astrophysics. - 2021. - 14. prosince. — ISSN 0004-6361 . - doi : 10.1051/0004-6361/202142465 .
  2. ↑ Údaje a vědecké práce o Sagittarius A* .
  3. ↑ Cornell University Library – 1865.
  4. ↑ Katedra astronomie
  5. ↑ UCLA - 1919.
  6. ↑ Vědci nalezli důkaz, že se černá díra skrývá ve středu naší galaxie  (anglicky) , Metro  (31. října 2018). Archivováno z originálu 31. října 2018. Staženo 2. prosince 2019.
  7. ↑ Pozorování dalekohledem „ohromující“ odhalilo bod, odkud není návratu pro černou díru naší galaxie , The Middletown Press  (31. října 2018). Archivováno z originálu 31. října 2018. Staženo 2. prosince 2019.
  8. ↑ Plait, Phil Materiál astronomů obíhající černou díru vidí *vpravo* na hranici  věčnosti . Syfy Wire (8. listopadu 2018). Získáno 12. listopadu 2018. Archivováno z originálu 10. listopadu 2018.
  9. ↑ 1 2 Downes D., Martin AHM Kompaktní rádiové zdroje v galaktickém jádru   // Příroda . - 1971. - Sv. 233 . - str. 112-114 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  10. ↑ 1 2 Gillessen S. a kol. Monitorování hvězdných drah kolem masivní černé díry v galaktickém centru  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2009. - Sv. 692 . - S. 1075-1109 . Archivováno z originálu 15. dubna 2019.
  11. ↑ Reid MJ, Brunthaler A. Správný pohyb Střelce A*: III. Případ pro supermasivní černou díru byl archivován 22. března 2020 na Wayback Machine , 13. ledna 2020.
  12. ↑ Astronomové odhalili první snímek černé díry v srdci naší  galaxie . eso.org (12. května 2022). Získáno 12. května 2022. Archivováno z originálu dne 12. května 2022.
  13. ↑ Sbohem, Dennisi Vyšla černá díra Mléčné dráhy na světlo? - Teleskop horizontu událostí se znovu natahuje, aby zahlédl „neviditelné“.  (anglicky) . The New York Times (12. května 2022). Získáno 12. května 2022. Archivováno z originálu dne 12. května 2022.
  14. ↑ Byla přijata fotografie centrální černé díry Mléčné dráhy , in-space.ru  (12. května 2022). Archivováno z originálu 13. května 2022. Staženo 13. května 2022.
  15. ↑ Schödel, R. a kol. Hvězda na 15,2leté oběžné dráze kolem supermasivní černé díry ve středu Mléčné dráhy // Nature, 419, 694-696, (2002).
  16. ↑ Ghez, A. M. a kol. První měření spektrálních čar v krátkoperiodické hvězdě vázané na centrální černou díru galaxie: Paradox mládí // The Astrophysical Journal, 586, L127-L131, (2003).
  17. ↑ UCLA Galactic Center Group Archived 4. ledna 2018 na Wayback Machine .
  18. ↑ S. Gillessen, F. Eisenhauer, S. Trippe, T. Alexander, R. Genzel, F. Martins, T. Ott (2008), Monitoring stell orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center, arΧiv : 0810.4674 .  .
  19. ↑ Beyond Any Reasonable Doubt: A Supermassive Black Hole Lives in the Center of Our Galaxy Archived 5. února 2009 na Wayback Machine .
  20. ↑ Doeleman S. a kol. Struktura v měřítku horizontu událostí u kandidáta na supermasivní černou díru v Galaktickém centru  // Nature  :  journal. - 2008. - 4. září ( roč. 455 , č. 7209 ). - S. 78-80 . - doi : 10.1038/nature07245 . — . — PMID 18769434 .
  21. ↑ Giacomo Fragione, Abraham Loeb . Horní limit rotace SgrA* na základě hvězdných drah v okolí Archivováno 6. dubna 2022 na Wayback Machine , zveřejněno 1. října 2020.
  22. ↑ Černá díra ve středu Mléčné dráhy se sotva otáčí Archivováno 28. října 2020 na Wayback Machine , 2020.
  23. ↑ 1 2 Kraus D. D. 1.2. Stručná historie prvních let radioastronomie // Radioastronomie / Ed. V. V. Železnyaková. - M . : Sovětský rozhlas, 1973. - S. 14-21. — 456 s. Archivováno 1. března 2012 na Wayback Machine Archived copy (odkaz není k dispozici) . Získáno 8. února 2019. Archivováno z originálu 1. března 2012.    (Vstup: 12. srpna 2011)
  24. ↑ Jansky K. G. Directional Studies of Atmospherics at Hight Frequencies  . — Proc. I.R.E., 1932. Sv. 20 . - S. 1920-1932 .
  25. ↑ Jansky K. G. Elektrické poruchy zjevně mimozemského  původu . — Proc. I.R.E., 1933. Sv. 21 . - S. 1387-1398 .
  26. ↑ Jansky K. G. Poznámka ke zdroji mezihvězdné  interference . — Proc. I.R.E., 1935. Sv. 23 . - S. 1158-1163 .
  27. ↑ Kip Thorne . Černé díry a záhyby času. - M . : Nakladatelství fyzikální a matematické literatury, 2007. - S. 323-325. — 616 s. — ISBN 9785-94052-144-4 .
  28. ↑ Oort JH, Rougoor GW Pozice galaktického středu  // Měsíční zprávy Královské astronomické společnosti  . - Oxford University Press , 1960. - Sv. 121 . — S. 171 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  29. ↑ Downes D., Maxwell A. Radio Observations of the Galactic Center Region  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1966. - Sv. 146 . — S. 653 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  30. ↑ Balick, Bruce; Sanders, Robert H. Radio Fine Structure in the Galactic Center  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1974. - Sv. 192 . - str. 325-336 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  31. ↑ Elena M. Murchikova, E. Sterl Phinney, Anna Pancoast, Roger D. Blandford . Skvělý akreční disk kolem černé díry galaktického středu Archivováno 8. června 2019 na Wayback Machine // Nature, 570, 83-86 (2019).
  32. ↑ Akreční disk černé díry ve středu Mléčné dráhy se otáčí .
  33. ↑ Stebbins J., Whitford AE Infračervené záření z oblasti galaktického středu  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1947. - Sv. 52 . — S. 131 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  34. ↑ Moroz, VI Pokus o pozorování infračerveného záření galaktického jádra  // Astronomicheskii Zhurnal. - 1961. - Sv. 38. - S. 487 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  35. ↑ Becklin EE, Neugebauer G. Infračervená pozorování galaktického centra  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1968. - Sv. 151 . - str. 145 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  36. ↑ Wollman ER, Geballe TR, Lacy JH, Townes CH, Rank DM Spektrální a prostorové rozlišení emise 12,8 mikronů NE II z galaktického centra  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1976. - Sv. 205 . - P.L5-L9 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  37. ↑ Becklin EE, Neugebauer G. Mapy galaktického středu s vysokým rozlišením při 2,2 a 10 mikronech  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1975. - Sv. 200 _ -P.L71 - L74 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  38. ↑ Becklin EE, Matthews K., Neugebauer G., Willner SP Infračervená pozorování galaktického centra. I - Povaha kompaktních zdrojů  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1978. - Sv. 219 . - str. 121-128 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  39. ↑ Lacy JH, Townes CH, Geballe TR, Hollenbach DJ Pozorování pohybu a distribuce ionizovaného plynu v centrálním parseku Galaxie. II  (anglicky)  // The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1980. - Sv. 241 . - S. 132-146 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  40. ↑ Serabyn E., Lacy JH Zakázaná pozorování NE II galaktického středu – Důkazy pro masivní blokovou díru  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 1985. - Sv. 293 . - str. 445-458 . Archivováno z originálu 4. října 2018.
  41. ↑ Martins F., Gillessen S., Eisenhauer F., Genzel R., Ott T., Trippe S. On the Nature of the Fast-Moving Star S2 in the Galactic Center  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - Sv. 672 . -P.L119 - L122 . Archivováno z originálu 30. srpna 2017.
  42. ↑ Schödel R., Merritt D., Eckart A. Hvězdná jaderná kupa Mléčné dráhy: správné pohyby a hmotnost  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2009. - Sv. 502 . - S. 91-111 . Archivováno z originálu 1. září 2009.
  43. ↑ Druhá černá díra nalezená ve středu naší  Galaxie . news@příroda.com. Získáno 25. března 2006. Archivováno z originálu 5. února 2012.
  44. ↑ JP Maillard, T. Paumard, S. R. Stolový, F. Rigaut. Povaha zdroje galaktického centra IRS 13 odhalená vysokým prostorovým rozlišením v infračervené oblasti  // Astronomie a astrofyzika  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 423 , č.p. 1 . - S. 155-167 .
  45. ↑ Florian Peißker, Andreas Eckart, Marzieh Parsa. S62 na 9,9leté oběžné dráze kolem SgrA*  //  The Astrophysical Journal . — IOP Publishing , 2020-01-24. — Sv. 889 , iss. 1 . — S. 61 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afd . Archivováno z originálu 7. srpna 2020.
  46. ↑ sergepolární. února 8. 2020 Brane Life (14:29). Staženo: 8. února 2020.
  47. ↑ "Radioastron" viděl podivné nové struktury kolem černé díry ve středu kopie Galaxie Archival z 5. listopadu 2019 na Wayback Machine  // Gazeta.Ru.
  48. ↑ Federal Space Agency (Roskosmos) Archivováno 27. prosince 2014 na Wayback Machine .
  49. ↑ Zaměstnanci. Integral vrací zpět historii supermasivní černé díry Mléčné dráhy . Hubble News Desk (28. ledna 2005). Získáno 8. ledna 2012. Archivováno z originálu 16. října 2012.
  50. ↑ MG Revnivtsev a kol. Tvrdý rentgenový pohled na minulou aktivitu Sgr A* v přirozeném Comptonově zrcadle  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - EDP Sciences , 2004. - Sv. 425 . -P.L49- L52 . - doi : 10.1051/0004-6361:200400064 . - . - arXiv : astro-ph/0408190 .
  51. ↑ M. Nobukawa a kol. Nové důkazy o vysoké aktivitě supermasivní černé díry v naší Galaxii  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 739 . — P.L52 . - doi : 10.1088/2041-8205/739/2/L52 . - . - arXiv : 1109,1950 .
  52. ↑ Nejpodrobnější pozorování hmoty v blízkosti černé díry Archivováno 3. listopadu 2018 na Wayback Machine , 31. října 2018
  53. ↑ 1 2 Matson, John Gas Guzzler: Cloud by mohl brzy zaznamenat svůj zánik v Černé díře Mléčné dráhy (odkaz není k dispozici) . Scientific American. Datum přístupu: 30. října 2012. Archivováno z originálu 19. června 2013. 
  54. ↑ 1 2 Gillessen, S; Genzel, Fritz, Quataert, Alig, Burkert, Cuadra, Eisenhauer, Pfuhl, Dodds-Eden, Gammie & Ott. Oblak plynu na cestě k supermasivní černé díře v galaktickém centru  //  Nature: journal. - 2012. - 5. ledna ( sv. 481 ). - str. 51-54 . - doi : 10.1038/příroda10652 . Archivováno z originálu 1. září 2014.
  55. ↑ Černá díra nebyla schopna „večeřet“ s oblakem plynu a prachu G2 Archivní kopie z 11. února 2017 na Wayback Machine  - Rossijskaja Gazeta
  56. ↑ Bartoš, Imre; Haiman, Zoltán; Kocsis, Bence; Marka, Szabolcs. Plynový oblak G2 může osvětlit populaci černé díry poblíž galaktického středu  //  Physical Review Letters : journal. - 2013. - Květen ( roč. 110 , č. 22 ). — S. 221102 (5 stran) . - doi : 10.1103/PhysRevLett.110.221102 . - . - arXiv : 1302.3220 .
  57. ↑ de la Fuente Marcos, R.; de la Fuente Marcos, C. Srážka s G2 poblíž galaktického centra: geometrický přístup  // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters  : journal  . - 2013. - Srpen ( roč. 435 , č. 1 ). -P.L19- L23 . - doi : 10.1093/mnrasl/slt085 . — . - arXiv : 1306.4921 .
  58. ↑ Morris, Mark. Astrofyzika: Poslední propad   // Příroda . - 2012. - 4. ledna ( sv. 481 ). - str. 32-33 . - doi : 10.1038/příroda10767 .
  59. ↑ Gillessen Wiki Stránka navrhovaných pozorování průchodu G2 . Datum přístupu: 30. října 2012. Archivováno z originálu 1. února 2014.
  60. ↑ Astronomové našli záhadné objekty poblíž černé díry v centru Galaxie Archivováno 12. června 2018 na Wayback Machine , 06.08.2018
  61. ↑ Astronomové objevili další obří černou díru na našem dvorku Archivováno 12. května 2019 na Wayback Machine // Science, AAAS.
  62. ↑ Indikace další středněhmotné černé díry v galaktickém centru Archivováno 16. února 2019 na Wayback Machine , 27. prosince 2018.
  63. ↑ Indikace další středněhmotné černé díry v galaktickém centru Archivováno 17. ledna 2019 na Wayback Machine , verze draft, 31. prosince 2018.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích